ПОЗАГАЛАКТИЧНА АСТРОНОМІЯ - ЮРІЙ КУДРЯ 2016

РОЗДІЛ 5

ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАНЕЙ ДО ГАЛАКТИК

5.4.Відстані за цефеїдами

5.4.1.Історичні відомості

Першу цефеїду — змінну зорю δ Цефея (рис. 5.3), за якою і було названо клас змінних зір, було відкрито у 1784 році Дж. Гудрайком. Стабільний період зорі порівняно довгий — 5,36634 доби, крива блиску змінюється від 3,48 до 4,37 зоряної V -величини (у видимому діапазоні). Другу цефеїду — η Орла — відкрив у тому самому році Е. Піготт. Протягом наступних 100 років кількість відкриттів цефеїд зросла лише приблизно на десяток. Прорив стався в кінці XIX ст. з початком застосування фотографії в астрономії. Про кількість цефеїд У нашій Галактиці свідчать такі дані: у четвертому виданні Загального каталогу змінних зір (GCVS, 1990—1995) до класичних цефеїд віднесено 460 зір, до цефеїд сферичної складової Галактики — 173 і просто

цефеїд — 180. Насправді, в цій групі переважають класичні це феїди. У найближчих галактиках, передусім у Магелланових Хмарах та М 31, виявлено тисячі цефеїд (http://heritage.sai.msu. ru/ucheb/Samus/2_2.html).

Емпіричну залежність між періодом зміни блиску цефеїд та їхньою світністю у 1908 році у Гарвардській обсерваторії відкрила Лівітт. Укладаючи каталог змінних зір у Магелланових Хмарах, вона змогла для 16 з тих, які з’являлися на пластинках достатню кількість разів, визначити період зміни блиску. Розташувавши зорі у порядку зростання зоряної величини, вона помітила, що яскравіші змінні мають більші періоди. Надійніше ця залежність була встановлена нею у 1912 році (Лівітт Г. та Пікерінг Е., 1912), коли кількість відомих на той час зір у Малій Магеллановій Хмарі з відомим періодом досягла двадцяти п’яти. Лівітт та Пікерінг довели, що, оскільки всі ці змінні знаходяться приблизно на одній відстані, то період зміни блиску пов’язаний з абсолютною світністю зорі, що визначається її масою, густиною та поверхневою яскравістю.

У 1913 році Герцшпрунг надав цій залежності аналітичну форму:

де P — період у добах; (М) — деяке середнє значення абсолютної зоряної величини. Він також запропонував використовувати це співвідношення для визначення відстані.

Досить точно визначити нахил а залежності можна було вже за даними Лівітт. Для абсолютної прив’язки відстаней необхідно було визначити нуль-пункт М0 залежності. На той час це було складно, оскільки цефеїди — це гігантські змінні зорі, яких немає серед найближчого до Сонця зоряного населення. Вперше цю задачу розв’язав Герцшпрунг за 13 цефеїдами у Галактиці, для яких були відомі власні рухи. За методом статистичних паралаксів, приймаючи, що середня пекулярна швидкість зір відносно місцевого стандарту спокою (див. розд. 1) є нульовою, він оцінив їхні річні паралакси, а потім і модулі відстані. Для візуальних зоряних величин він отримав М0 =-0,6, а = 2,1.

За цими визначеннями відстань до Малої Магелланової Хмари була неточною і становила приблизно 1 кпк (сучасне значення близько 60 кпк).

Рис. 5.3. Крива блиску δ Цефея (штрихова лінія відповідає періоду зміни блиску)

Співвідношення між періодом та світністю Лівітт встановила для цефеїд з періодами, більшими за добу. Приблизно у той самий час у Гарвардській обсерваторії С.І. Бейлі (1917) спостерігав кулясті скупчення М 3, М 5, M 15 та виявив у них численні змінні зорі, періоди яких здебільшого менші за добу. Він запропонував називати їх змінними зорями скупчень. На відміну від довгоперіодичних цефеїд, вони не демонстрували залежності період—світність, а були майже сталої світності. Дисперсія їх відносно середнього значення становила лише 0m,1. Бейлі виявив у кулястих скупченнях окрім короткоперіодичних змінних поодинокі довгоперіодичні змінні (наприклад, у скупченні ω Центавра він знайшов 100 короткоперіодичних і п’ять довгоперіодичних змінних). На той час не спостерігали суттєвої різниці між цими змінними та цефеїдами (зорями типу δ Цефея), називаючи їх також цефеїдами. Крім того, короткоперіодичні змінні скупчень, які зараз називають зорями типу RR Ліри, також іноді називали цефеїдами. Згодом виявилося, що ці три типи змінних мають і різні криві блиску, і свої особливості в спектрах. Наприклад, для цефеїд скупчень характерна поява водневої емісії на висхідній гілці кривої блиску, тоді як для більшості цефеїд на тих саме фазах з’являється емісія в лініях Н та К іонів Са II. Наразі чітко встановлено, що це є окремі групи абсолютно різних об’єктів на різних стадіях еволюції.

Головні характерні особливості класичних цефеїд (типу δ Це- фея) — належність до плоскої складової Галактики (тип I зоряного населення) та періоди зміни блиску, більші за добу. їх криві блиску характеризуються швидким наростанням блиску та більш повільним спаданням. Абсолютні зоряні величини класичних цефеїд становлять від -2 до -7m. Приклад кривої блиску класичної цефеїди (δ Цефея) наведений на рис. 5.3.

До іншої групи «цефеїд» належать зорі сферичної складової Галактики (тип II), зокрема кулястих зоряних скупчень. Серед них, у свою чергу, вирізняють короткоперіодичні змінні з амплітудою зміни блиску порядку 1m та періодом, що змінюється переважно від 80 хв до 1—1,5 доби. Після відкриття В. Флемінг (1901; Гарвардська обсерваторія) найяскравішого представника цього класу змінних — зорі RR Ліри, блиск якої змінювався від 7 до 8m, ці змінні почали називати зорями типу RR Ліри. Інший клас змінних типу II утворюють зорі типу W Діви — довгоперіодичні змінні сферичної складової Галактики — віргініди.

Зорі типу RR Ліри трохи яскравіші за гранично видимі (на час їх відкриття у найбільші наземні телескопи) зорі у Магеланових Хмарах, в інших галактиках вони тоді не спостерігалися. Тому вони стали основою для визначення відстаней, перш за все, в межах Галактики, зокрема до кулястих скупчень. У свою чергу, відомості про світність цих скупчень є необхідними для вимірювання відстаней до більш далеких галактик, що містять кулясті скупчення.

Окрім Герцшпрунга нуль-пункт залежності період—світність визначав Шеплі, який у 1918 році дослідив цю залежність для довгоперіодичних змінних у кулястих скупченнях та знайшов, що її нахил збігається з нахилом залежності для класичних цефеїд Малої Магелланової Хмари. Він об’єднав дві прямі в одну, приписавши їм єдиний нуль-пункт. Крім того, після накопичення даних про короткоперіодичні цефеїди, Шеплі наголошував, що і довгоперіодичні, і короткоперіодичні цефеїди з приблизно сталою світністю мають утворювати неперервну послідовність та вкладатися в єдину залежність (рис. 5.4). Унаслідок цього нуль- пункт залежності для класичних цефеїд визначався за змінними зорями скупчень.

Габбл у своїх вимірюваннях відстаней до галактик користувався єдиною залежністю Шеплі. Дисперсія абсолютних зоряних величин індивідуальних цефеїд поблизу середньої залежності становила порядку 0m,15, що нібито свідчило про те, що метод цефеїд дуже точний і відстані, розраховані за ним, варті довіри. Габбл, наприклад, оцінив відстань до NGC 6822 (галактики Бар- нарда) як 214 кпк (сучасне значення 520 кпк). Це було набагато більше навіть за перебільшені розміри Галактики: 90 кпк за Шеплі, та стало аргументом, що підтверджував позагалактичне розташування туманностей. Але прийняти шкали відстаней за єдиною залежністю Шеплі було проблематично: лінійні розміри галактик, зокрема М 31, були суттєво меншими за розміри Молочного Шляху. Цього не повинно було бути, якщо вважати інші галактики системами зір, подібними до Молочного Шляху. Крім того, виявилося, що кулясті скупчення в М 31 на 1m,5 слабкіші за такі у Галактиці.

Рис. 5.4. Єдина залежність Шеплі період— світність для цефеїд

На підставі результатів подальших численних праць з перегляду нуль-пункту зрештою дійшли висновку, що всі цефеїди неможливо задовільно описати єдиною кривою. Для класичних довгоперіодичних цефеїд плоскої складової Галактики (тип I зоряного населення) треба приймати залежність, яка на 1m,5 вища за залежність для довгоперіодичних змінних скупчень (тип II).

Вирішальним для перегляду шкал відстаней виявилося (1949) використання 200-дюймового (5-метрового) телескопа в обсерваторії Маунт-Паломар (нині телескоп Хейла), на якому, зокрема, почав працювати Бааде. На його думку, за допомогою такого телескопа з граничною видимою величиною 23m він мав спостерігати змінні типу RR Ліри у М 31 величиною 22m, але жодної не виявив. Проте знайшов там найяскравіші червоні зорі типу II населення з граничною величиною приблизно 22m. Оскільки в кулястих скупченнях вони були на 1m,5 яскравіші за зорі типу RR Ліри, то Бааде дійшов висновку, що зорі типу RR Ліри слабкіші на 1m,5, ніж найслабкіші класичні цефеїди. Тоді і віргініди (довго- періодичні цефеїди сферичної складової), які неперервно переходять до зір типу RR Ліри, мають бути приблизно на 1m,5 слабкіші для певного періоду змінюваності, ніж класичні цефеїди. При цьому вважалося, що середнє значення абсолютної (фотографічної) величини для зір типу RR Ліри приблизно дорівнює нулю.

У 1952 році Бааде на конгресі Міжнародного астрономічного союзу обґрунтував необхідність перенесення пуль-пункту залежності для класичних цефеїд на 1m,5, а для змінних скупчень — віргінід та зір типу RR Ліри — можливість залишити єдину залежність Шеплі. Унаслідок цього істотно змінилася шкала відстаней. Розміри Галактики та відстані до кулястих скупчень Галактики, оскільки їх визначали здебільшого за зоряним типом II, не переглядали, а відстані до інших галактик, які розраховували за типом I, а також їхні розміри, довелося збільшити вдвічі. Так була виправлена «велика помилка» Шеплі.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.